White Dwarfs:Origin of Atmospheric Composition

Dave Nero9/11/2007

  

Outline Background DA, Non­DA Non­DA Gap, DB Gap DB, DQ DO, DC, DZ 1000 Word Summary http://www.upscalegallery.com

  

References ­ Background Sion, E. M., Greenstein, J. L., Landstreet, J. D., Liebert, J., Shipman, H. L., and 

Wegner, G. A. 1983, ApJ, 269, 253

"A PROPOSED NEW WHITE DWARF SPECTRAL CLASSIFICATION SYSTEM"

Koester, D. and Chanmugam, G. 1990, Rep. Prog. Phys., 53, 837

"Physics of white dwarf stars"

  

References – DA, Non­DA Barstow, M. A., Fleming, T. A., Diamond, C. J., Finley, D. S., Sansom, A. E., 

Rosen, S. R., Koester, D., Marsh, M. C., Holberg, J. B., and Kidder, K. 1993, MNRAS, 264, 16

"ROSAT studies of the composition and structure of DA white dwarf atmospheres"

Bergeron, P., Wesemael, F., Fontain, G., and Liebert, J. 1990, ApJ, 351, L21

"ON THE SURFACE COMPOSITION OF COOL, HYDROGEN­LINE WHITE DWARFS: DISCOVERY OF HELIUDOM IN THE ATMOSPHERES OF COOL DA STARS AND EVIDENCE FOR CONVECTIVE MIXING"

  

References – Non­DA Gap, DB Gap Malo, A., Wesemael, F., and Bergeron, P. 1999, ApJ, 517, 901

"PHYSICAL PROCESSES IN THE ATMOSPHERES OF COOL WHITE DWARFS AND THE NATURE OF THE NON­DA GAP"

Shibahashi, H. 2006, Convection in Astrophysics, Proceedings IAU Sympsium No. 239

"The DB gap of white dwarfs and semiconvection"

  

References – DB, DQ Althaus, L.G., Serenelli, A. M., Panei, J. A., Corsico, A. H., Garcia­Berro, E., and 

Scoccola, C. G., 2005, A&A, 435, 631

"The formation and evolution of hydrogen­deficient post­AGB white dwarfs: The emerging chemical profile and the expectations for the PG 1159­DB­DQ evolutionary connection" 

Scoccola, C. G., Althaus, L.G., Serenelli, A. M., Rohrmann, R. D., and Corsico, A. H. 2006, A&A, 451, 147

"DQ white­dwarf stars with low C abundance: possible progenitors"

  

References – DO, DC, DZ Hugelmeyer, S. D., Dreizler, S., Werner, K., Krzesinski, J., Nitta, A., and Kleinman, 

S. J. 2005, A&A 442, 309

"Spectral analyses of DO white dwarfs and PG 1159 stars from the Sloan Digital Sky Survey"

Harris, H. C., Dahn, C. C., Vrba, F. J., Henden, A. A., Liebert, J., Schmidt, G. D. and Reid, I. N. 1999, APJ, 524, 1000

"A VERY LOW LUMINOSITY, VERY COOL, DC WHITE DWARF" Koester, D., Wegner, G., and Kilkenny, D. 1990, ApJ, 350, 329

"MODEL ATMOSPHERE ANALYSIS OF THE DZ WHITE DWARF K789­37"

  

Spectral Classification System D for “degenerate” Uppercase letter for primary spectral feature

  

Spectral Classification A second uppercase letter for secondary spectral 

features Additional symbols

P – polarized magnetic star H – unpolarized magnetic star X – peculiar or unclassifiable feature(s) V – variable

  

Spectral Classification Temperature index

0­9 given by 50400/T Examples:

  

Two Explanations for Observed Spectral Types

WDs can change their atmospheric composition (i.e. spectral type) as they cool “DB gap” and “non­DA gap”

Different spectral types have different progenitors Strong variation in He/H ratio in planetary nebulae

  

Physical Processes in the Non­Degenerate Envelope

Diffusion Heavier elements sink, lighter elements float Timescale much shorter than evolutionary timescale

Should ONLY see H

Meridional circulation Caused by rapid rotation May be non­negligible for hot WDs

  

Physical Processes in the Non­Degenerate Envelope

Mass loss Observed for hot DAs BUT H layer is very thin and DA is most common type

Accretion of interstellar matter Too slow to affect hot DAs, but important for DZs

  

Physical Processes in the Non­Degenerate Envelope

Radiative levitation Absorption of radiation decreases effective gravity Varies by species

Convection Probably important Species completely mixed within convection zone

  

DA White Dwarfs Thin H layer over much thicker He layer Exist for a large range of T

Most with T>40,000K show traces of He Those with T>50,000k also show traces of metals Most with T<40,000K show little or no He

Lower gravity stars show more non­H features => Radiative Levitation

  

  

Non­DA White Dwarfs The ratio of DA/non­DA 

varies strongly with T Convection

Bergeron et al. 1997, 108, 339

  

Non­DA White Dwarfs He lines not visible 

when T < 13,000K (even if He/H > 1)

  

Non­DA Gap No non­DA stars between 5100K – 6100K Cooling sequence: non­DA ­> DA ­> non­DA Seems to be an opacity effect

Not well understood

  

DB Gap No DBs found with 30,000K < T < 45,000K

Have DOs at T>45,000k and DBs at T<30,000K Cooling sequence: DO ­> DA ­> DB

Possibly explained by convection: At T>45,000K, have He II/III convection At T<30,000K, have He I/II convection No convection for 30,000K < T < 45,000K

  

DB White Dwarfs 11,000K < T < 30,000K Possible origin: “born­again” scenario (Fujimoto, 

1977, PASJ, 29, 331) Very late He­shell burning by WD remnant just before end 

of H burning Thermal pulse engulfs and completely burns remaining H 

envelope Leaves a hot post­AGB star ­> DO ­> DB

PG 1159

  

  

  

  

  

  

DQ White Dwarfs T < 13,000K log(C/He) = ­7.3 to ­1.5

Due to different masses Depth of convection zone

Or different progenitors

  

DQ White Dwarfs with Low C

  

  

  

  

DO White Dwarfs 45,000K < T < 120,000K Possibly originate as PG 1159 stars

  

DC White Dwarfs T < 11,000K

Old Not “white” anymore

May have H or He dominated atmosphere Spectrum may be effected by collision­induced 

absorption Collisions between H

2 and H, He atoms and molecules 

induces temporary dipole (discussed last week)

  

  

DZ White Dwarfs T probably < 11,000K C, Ca, Mg, Fe, Si in a generally He atmosphere Accretion from ISM

Passage through dense interstellar cloud H/metal ratio much lower than in Sun

Somehow H is not accreted

Illarionov and Sunyaev 1975, A&A, 39, 185

  

Summary

DA

DO DA

DZ

DB DCDC

DQ

DA